Całe moje ciało zbudowane jest z atomów. Każda moja komórka zawiera węgiel, tlen, azot, siarkę… Wiem, że powstałam z jednej komórki, która podlegając bezustannym podziałom osiągnęła w końcu rozmiary małego wszechświata jakim jestem ja. Jak jednak powstały mikroskopijne drobiny budujące moje ciało i będące schronieniem mojej świadomości? Narodziły się w gorących sercach gwiazd. Cała pochodzę więc z ich gorących wnętrz i jak stwierdził to kiedyś Hoimar von Ditfurth ^{[ 1 ]} jestem dzieckiem wszechświata. Jak jednak powstały, kiedy powstały pierwsze gwiazdy? Pierwsze gwiazdy, których śmierć była jednocześnie narodzinami pierwiastków z których zbudowana zostałam później ja.

Współczesny model budowy wszechświata określa czas jego powstania na około 13,7 miliarda lat temu. Z powodu braku możliwości obserwacji tak odległych zdarzeń niesłychanie trudno jest prowadzić badania wczesnych etapów rozwoju kosmosu. Przy użyciu bardzo silnych teleskopów astronomowie są w stanie przeprowadzać pomiary odległych galaktyk i kwazarów ^{[ 2 ]}, z których światło podróżuje już od miliardów lat. Przy pomocy diagramów ukazujących przesunięcie tego światła w kierunku czerwieni można stwierdzić jak daleko rozszerzył się wszechświat od momentu, kiedy została wyemitowana taka wiązka światła. Najdalsze z tych obiektów powstały prawdopodobnie jakieś miliard lat po Wielkim Wybuchu. Jak wyglądał jednak wszechświat jeszcze wcześniej? Do tych badań kosmolodzy wykorzystują tzw. promieniowanie mikrofalowe kosmicznego tła, czyli tzw. promieniowanie reliktowe. Promieniowanie to zostało wyemitowane jakieś 400 000 lat po wybuchu. Jednorodność tej radiacji wskazuje na równomierność rozłożenia materii w tym okresie. Materia ta pozostawała w takiej bezpostaciowej formie przypuszczalnie przez miliony lat. W miarę dalszej ekspansji kosmos ochładzał się, osiągając temperaturę 19 stopni Kelvina po upływie 1 miliarda lat, aż do dzisiejszej 2,7 stopnia. Pozostawał przez długi czas nieprzeniknioną ciemnością, ciemnością bez gwiazd. Ten czas astronomowie określają mianem ciemnych wieków, to średniowiecze wszechświata.

Jak przypuszcza wielu astrofizyków, między innymi Martin Rees z Uniwersytetu w Cambridge i Abraham Loeb z Uniwersytetu w Harvard, prawdopodobnie pierwsze obiekty gwiezdne zaczęły powstawać 100 — 250 milionów lat po Wielkim Wybuchu. Wszechświat rozszerzył się wówczas do co najmniej 1/30 swojego obecnej wielkości. Były to niewielkie układy zwane protogalaktykami o rozmiarach 30 — 100 lat świetlnych. Struktury te wytworzyły się z małych zagęszczeń materii, jakie znajdowały się w pozornie gładkim, pierwotnym bulionie wczesnego wszechświata. Te drobne zagęszczenia materii stopniowo kształtowały siateczkę drobnych włókienek w których kondensowały się protogalaktyki. Składały się one w głównej mierze z ciemnej materii ^{[ 3 ]} przemieszanej ze zwykłą materią. Większość astrofizyków jest zdania, iż około 70% wszechświata w czasie inflacji ^{[ 4 ]} stanowiła ciemna energia, 25% ciemna materia, zaś około 5% zwykła materia w postaci elektronów i kwarków. Protogalaktyki w swoim składzie zawierały wyłącznie wodór i hel. Przypuszczalnie w czasie wczesnych reakcji termojądrowych Wielkiego Wybuchu mogły się wytworzyć też śladowe ilości litu. Cięższe pierwiastki były prawdopodobnie nieobecne, gdyż powstają one w czasie nuklearnych przemian we wnętrzach gwiazd. W momencie ich śmierci (zwłaszcza dotyczy to gwiazd masywnych, supernowych) zostają one wyrzucone w przestrzeń i wzbogacają w ten sposób materię międzygwiezdną. Większość powstających obecnie gwiazd, a także stosunkowo młodych gwiazd, jakimi są np. Plejady, posiada w swoim składzie cięższe elementy w ilości około 1% ogólnej masy. Nie należy również zapominać o tym, iż jest to główny budulec planet.

Z powodu braku owych cięższych elementów pierwsze układy gwiezdne były o wiele mniej skomplikowane niż te, jakie możemy obserwować dzisiaj. Bardzo uproszczony schemat dzieli gwiazdy na trzy kategorie: I, II i III populacji. Podział ten zaproponował w roku 1944 amerykański astronom Walter Baade. Populacja I obejmuje najgorętsze i najjaśniejsze gwiazdy, stosunkowo młode z dużą zawartością w swoim składzie cięższych elementów. Populacja II gwiazd to gwiazdy stare, obecne głównie w sferycznych gromadach, zbudowane prawie w całości z wodoru i helu, z niewielką albo w ogóle nieobecną zawartością innych elementów. Pierwsze pokolenie gwiazd wszechświata zaliczane jest do populacji III. Były one bardziej masywne, gorętsze i jaśniejsze nawet od współczesnych niebieskich gwiazd zmiennych takich jak Eta Carinae czy Pistol Star ^{[ 5 ]}. Populacja III gwiazd była przypuszczalnie zbudowana wyłącznie z pierwotnego wodoru i helu, bez śladu cięższych pierwiastków.

Podczas kondensowania się owych drobnych ziaren materii powstawał cząsteczkowy wodór. Aby oczywiście zaistniał ten proces, temperatura gorącej plazmy wszechświata musiała się obniżyć. Nastąpiło to przypuszczalnie jakieś 400 000 lat po Wielkim Wybuchu. Cząsteczki wodoru podczas kolizji z wolnymi atomami wodoru emitowały promieniowanie cieplne, przez co oziębiały się gęste obszary materii. W momencie spadku temperatury do około 200 — 300 stopni Kelvina ciśnienie gazu uległo redukcji, co pozwoliło na zagęszczanie się związanych grawitacyjnie brył materii. Obłoki materii z których uformowały się pierwsze gwiazdy były prawdopodobnie o wiele cieplejsze niż chmury gazowe z których powstają obecnie gwiazdy. Obecność cząsteczek pyłu i cięższych pierwiastków powoduje, że ulegają one oziębieniu do około 10 stopni Kelvina. Naukowcy do swoich obliczeń używają tzw. masy Jean'a. Jest to minimalna masa przy której chmura gazu zaczyna się kondensować pod wpływem grawitacji. Proporcja ta opisuje zależność pomiędzy temperaturą gazu a jego ciśnieniem. Ponieważ temperatura owych pierwszych zagęszczających się obszarów była 30 razy większa niż obecnie istniejących obłoków gazu, przypuszczalna masa takich wczesnych ziaren kondensacji była prawie 1000 razy większa. Możliwe, że posiadały masę około 500 — 1000 mas Słońca. Wskazują na to komputerowe symulacje przeprowadzane przez zespół naukowców złożony z: Tom Abel z Pennsylvania State University, Greg Bryan z Columbia University i Michael L. Norman z University of California, San Diego.

Ochładzanie się wszechświata odgrywało znaczącą rolę w procesie oddzielania się ciemnej i zwykłej materii od siebie. Oziębiający się wodór gromadził się w postaci owych zagęszczeń materii uformowanych przypuszczalnie na kształt dysku. Pierwsze układy z których powstały później gwiazdy mogły mieć postać miniaturowych galaktyk, z wewnętrznym dyskiem zwykłej materii i zewnętrzem w postaci halo z ciemnej materii. W środku dysku wodór ulegał dalszemu zagęszczaniu i z czasem owe bardzo gęste obszary utworzyły pierwsze gwiazdy. Nie wiadomo jakie dokładnie obiekty powstały podczas kondensacji. Czy były to gwiazdy o podobnej, dużej masie czy też powstało wiele mniejszych gwiazd. Taki proces mógłby nastąpić gdyby doszło do fragmentacji protogalaktyk. Jak wynika z komputerowych symulacji przeprowadzanych przez badaczy, możliwe jest, iż z każdej protogalaktcznej chmury mogła ukształtować się tylko jedna, bardzo masywna gwiazda.

Rozpoczyna się era światła

Naukowcy Abraham Loeb z Harvard i Volker Bromm z University of Texas w Austin obliczyli, że gwiazdy z III populacji osiągnęły masę około 50 mas słonecznych w przeciągu pierwszych 10 000 lat po uformowaniu się zaczątków jądra. W miarę upływu czasu ich docelowa masa wyniosła przypuszczalnie 100 — 200 mas Słońca. Gwiazdy III populacji z powodu braku cięższych elementów w swoim składzie posiadały wyższą temperaturę powierzchni. Wynosiła ona przypuszczalnie 100 000 stopni Kelvina to jest jakieś 17 razy więcej niż temperatura powierzchni Słońca, wynosząca około 5800 kelvinów. Pierwsze gwiezdne światło we wszechświecie było głównie promieniowaniem ultrafioletowym. Promieniowanie to zjonizowało i ogrzało znajdujący się w otoczeniu nowopowstałych gwiazd neutralny wodór i hel. Stopniowo, w miarę tworzenia się coraz to nowych obiektów pęcherze zjonizowanego gazu połączyły się ze sobą. Astronomowie nie są w stanie dokładnie oszacować jaka dokładnie ilość gazu skondensowana została, aby utworzyć pierwsze obiekty. Możliwe, że tylko jedna część na 100 000 była wystarczająca do zjonizowania pozostałego wodoru. Ciemne wieki odeszły, nastał renesans wszechświata.

Naukowcy z California Institute of Technology i Sloan Digital Sky Survey prowadzili badania w celu znalezienia śladów owego procesu jonizacji. Spektrum odległych kwazarów, których powstanie datuje się na 900 milionów lat po Wielkim Wybuchu, wykazuje bardzo silną absorpcję promieni ultrafioletowych. Wyniki badań mogą świadczyć o tym, że ostatnie partie neutralnego gazu zostały zjonizowane w tym właśnie czasie. Istnieją również przesłanki, iż ponowna jonizacja wodoru mogła nastąpić już po upływie 200 milionów lat po Wybuchu. Trudniej jest określić czas ponownej jonizacji helu. Jeśli powstałe gwiazdy były bardzo masywne, możliwe, że hel został zjonizowany w tym samym czasie. W innym przypadku jonizacja helu mogła nastąpić później w wyniku promieniowania energetycznego pochodzącego od pierwszych kwazarów. Pierwsze gwiazdy, jako że były bardzo masywne, były też obiektami krótkiego życia. W związku z tym astronomowie mogą nigdy nie znaleźć śladów po ich istnieniu w przestrzeni kosmicznej. Pewną nadzieję daje jednak przyszły następca teleskopu Hubble, James Webb Space Telescope. Możliwe, że przy użyciu tego instrumentu uda się zarejestrować chociaż niektóre z tych pierwotnych obiektów. Gwiazdy te przypuszczalnie po 3 — 4 milionach lat zakończyły swoje życie jako pierwsze supernowe. Ciężkie pierwiastki powstające w czasie skomplikowanych procesów jądrowych w ich wnętrzach wzbogaciły materię międzygwiezdną. Zwane przez specjalistów metalami, są one o wiele bardziej efektywniejsze niż wodór w ochładzaniu obłoków materii. Zimniejsze chmury materiału są podatniejsze na zagęszczanie się, w związku z tym proces tworzenia coraz to nowych gwiazd uległ przyspieszeniu. Niektóre z tych najwcześniejszych obiektów światła zapadły się pod wpływem swojej wielkiej masy i uformowały pierwsze czarne dziury. Wówczas też powstały pierwsze kwazary i małe protogalaktyki, które z czasem przekształciły się w większe galaktyki jakie znamy obecnie. Wszechświat ewoluował i wzbogacał się wciąż o nowe elementy.

Gwiazdy na niebie są dla mnie jak malutkie promyczki rozświetlające mroki nocy i mroki mojej duszy. Wraz z życiem są najwspanialszym osiągnięciem natury. Mimo iż wiem, że ani nie są nieśmiertelne ani wiecznie młode dla mnie są odpowiednikiem spokoju, nieskończoności, ponadczasowego piękna. Dziwne byłoby dla mnie uczucie jeśli którejś z nocy mogłyby zgasnąć na zawsze.

*

Źródła:
The first stars in the universe, Richard B.Larson, Volker Bromm, Scientific American, Vol.14, nr 4, 2004
Before the beginning: Our universe and others, Matrin J.Rees, Perseus Books, 1999
The first sources of light, Volker Bromm, Publications of the Astronomical Society of the Pacific, Vol.116, pages 103-114, February 2004
The first stars, Volker Bromm, Richard B.Larson, Annual Reviews of Astronomy and Astrophysics, Vol.42, pages 79 — 118, September 2004

Wszystkie zdjęcia pochodzą z NASA.

See other sites: Rodzaje i ewolucja gwiazd

Po przeczytaniu tego tekstu, czytelnicy często wybierają też: Rodzaje i ewolucja gwiazd Gruby włos

Comment on this article..   See comments (3)..

Send text to e-mail address..

Print-out version..    PDF    MS Word